VELIKOST A ROZLOHA MEZIHVEZDNEHO PLYNNEHO MRAKU OKOLO SLUNCE



Dve astronomicke observatore na obezne draze okolo Zeme, HST a Extreme Ultraviolet Explorer, byly uzity ke studiu vnitrni struktury mezihvezdneho plynneho mraku, v kterem Slunce sidli. Kompilace a interpretace vysledku techto studii byla prezentovana na setkani clenu Americke astronomicke apolecnosti v Madisonu. Tyto vysledky zde prezentovali Dr. Jeffrey L. Linsky, Nikolai Piskunov a Brian E. Wood. Mereni vlastnosti mistniho mezihvezdneho prostredi (LISM) je dulezite pro pochopeni, jak toto mezihvezdne prostredi interaguje se slunecnim vetrem a pro zkoumani moznosti, ze zmeny mezihvezdneho prostredi v bezprostrednim okoli Slunce mohou mit dopad na atmosferu Zeme a jeji podnebi.

Kdyz astronomove pozoruji ultrafialove zareni emitovane z blizkych hvezd zjistili, ze nejake zareni je absorbovano atomy a ionty v mezihvezdnem materialu. Vlastnosti mezihvezdneho prostredi mohou proto byt zkoumany merenim pozorovane absorpce.

Pouziti ultrafialoveho spektra porizeneho HST a druzici Extreme Ultraviolet Explorer celkoveho mnozstvi mistniho mezihvezdneho materialu umoznuje merit mnoho car pozorovanych skrze toto prostredi. Tyto studie ukazuji, ze mezihvezdny plyn v okoli Slunce ma teplotu okolo 7000 K a ma rychlost okolo 16 mil za sekundu relativne vuci Slunci.

Mereni delane na velmi kratkych carach pohledem smerem k velmi blizkym hvezdam poukazuje na prumernou hustotu okolo 0.1 atomu vodiku na kubicky centimetr v mistnim mezihvezdnem plynu. Mereni delane na carach v pohledu smerem k vice vzdalenym hvezdam ukazuje nizsi prumernou hustotu.

My muzeme odhadnout vzdalenost od Slunce ke konci mistniho mraku z kazde cary v pohledu na hvezdy, ktere lezi vne mraku. Spojenim techto mereni muzeme tedy hrube mapovat vnejsi podobu mistniho oblaku. Vysledky jsou znazorneny jako oranzove elipsoidy v doprovodne praci.

Podle tohoto modelu ma mrak okolo 60 svetelnych let v delsi ose a Slunce je pouze 4 svetelne roky od konce. Velmi malo dat je smerem ke galaktickemu centru.

Prostor vne lokalniho plynneho mraku neni uplne prazdny, ale je misto toho, podle nasich predstav, naplnen extremne horkym (okolo 1000000 K) plynem s velmi nizkou hustotou (okolo 0.001 castice na kubicky centimetr). Lokalni mrak je vlastne umisten v oblasti vesmiru nazvane "Lokalni bublina" (Local Bubble), ve kterem je vetsina objemu bubliny slozena s velmi horkeho plynu. Lokalni bublina, ktera ma v prumeru kolem 300 svetelnych let, muze byt vytvorena explozi supernovy.

Plynny mrak v okoli Slunce neni uplne jednotny. Odlisne casti mraku se pohybuji nepatrne odlisnymi rychlostmi a odlisnymi smery. Fialove ilipsoidy v doprovodne publikaci charakterizuji nas odhad velikosti a tvaru mraku, ktery Slunce obklopuje. Tyto modely indikuji fakt, ze cast fialoveho elipsoidu skutecne lezi vne zluteho elipsoidu.

Fialovy "mrak" v ilustraci ma okolo 30 svetelnych let v delsi ose a Slunce je pouze 0.1 svetelneho roku od konce mraku. Jiny priklad nehomogenity lokalniho mraku je, ze jsme zjistili, ze abundance magnesia je velice promenna uvnitr mraku. V jednom smeru pohledu bylo zjisteno, ze abundance magnesia je slozena z podobne hodnoty, jako v okoli Slunce (okolo 39 atomu magnesia na milion atomu vodiku), ale v jinem smeru pohledu je abundance magnesia 40 krat nizsi nez v okoli Slunce.

Tato prace byla podporena granty z NASA. Dalsi informace ziskate na E-mailovskych adresach: Dr. Jeffrey L. Linsky (jlinsky@jila.colorado.edu), Dr. Nikolai Piskunov (piskunov@astro.uu.se), Brian E. Wood (woodb@marmot.colorado.edu).